Séquence d'objets
pour une classification spectrale
en basse résolution

Conditions de prises de vue :

• Auteur : Benjamin MAUCLAIRE ;
• Télescope : SCT 0.3m ;
• Capteur : CCD Audine KAF1602E ;
• Spectrographe : LHIRES3 avec réseau de 150 t/mm, fente de 35 μm ;
• Caractéristiques spectrales : R=518, dispersion inverse=3 Å/pixel=333.33 Å/mm.
• Prétraitement : AudeLA ; réduction spectrale : SpcAudACE.

Série spectrale avec des étoiles hivernales :

◆ Qu'est-ce la classification spectrale des étoiles ?

---- Température décroissante ---->

Pourtant, vous trouverez dans la littérature une notation plus fournie du type spectral : B8 V.

• Que signifie la notation B8 ?
  Les types spectraux O, B... sont subdivisés de façon décimal (B0, B1, ..., B9) caractérisant une tranche plus précise de température de surface de l'étoile.
• Que signifie le chiffre romain ?
  Il correspond à la classe de luminosité décrite par le diagramme HR (Hertzprung-Russel) et directement liée à la surface de l'etoile donc à son rayon R (Ro=rayon du Soleil) :
  • Ia, Iab, Ib : supergéantes (300<R/Ro<1000) ;
  • II : géantes brillantes (100<R/Ro<300) ;
  • III : géantes (10<R/Ro<100) ;
  • IV : sous-géantes (2<R/Ro<10) ;
  • V : naines de la séquence principale (0.1<R/Ro<2).

◆ Les caractéristiques de chaque types spectraux :

Avec cette série, on a énormement de renseignements. Par exemple, en un coup d'oeil, on apprend :

• L'évolution de la couleur avec la température ;
• La naissance et la disparition des raies de Balmer selon la température ;
• Dans une même classe spectrale, la variation de la profondeur des raies de Balmer avec la température T et le peuplement des niveaux d'énergie de l'hydrogène (par exemple le passage de A1 a A8 et F0, F6 et F8). Ici, deux phénomènes physiques s'opposent et font que lorsque Hgamma faiblie, Halpha s'intensifie et T diminue ;
• etc.

Il est trés facile faire de l'astrophysique avec ce jeu d'images.
Par exemple, dans les spectres ci-dessous, le maximum de la courbe (profil de raies) est à l'extrême gauche du graphe (basse longueur d'onde, c'est-à-dire le bleu) pour les étoiles chaudes et se déplace vers la droite (grandes longueurs d'onde, le rouge) lorsque la température de surface de l'etoile décroît.

◆ L'évolution de la couleur des étoiles avec la température :

Type spectrale	Spectre 2D coloré
O9.5 V
B0 V
B8 V
A1 V
A8 V
F0 V
F6 V
F8 V
G0 V
G5 V
K0 V
K5 III
M0 III
S3/1 M3
M5 III
N0;C6,3 CII
WN4
WC7

Tableau récapitulatif des profils des raies :

Type spectral	Couleur	T (K)	Espèces chimiques dans le spectre	Exemple de spectre	Exemples d'étoile
W (Wolf-Rayet)	bleu	35 000-100 000	nombreuses raies d'émission		WR1 Cas, WR135 Cyg, WR128 Cyg, WR128 Cyg
O	bleu-blanc	30 000	peu de raies en absorption, raies d'émission : He(II), X(IV), H(I) très faible		Naos
B	bleu-blanc	12 000-25 000	He(I), H(I)		Rigel, Spica
A	bleu-blanc	7 500-11 000	série H(I) intense, Mg(II), Si(II), Fe(II), K(II), Ca(II), métaux neutres.		Sirius, Vega
F	blanc	6 000-7 500	H(I), raies de métaux ionisés		Canopus, Procyon
G	blanc-jaune	5 000-6 000	Ca(II), métaux ionisés et neutres		Soleil, Capella
K	jaune-orange	3 500-5 000	raies intenses des métaux neutres		Acturus, Aldébaran
M	rouge	3 500	métaux neutres et molécules, oxyde de titane		Bételgeuse, Antarès